La Recherche des Pulsars avec Virgo

1. La Recherche des Pulsars avec Virgo Tania Régimbau VIRGO/ARTEMIS

2. Evolution de la Sensibilité de Virgo

3. Comparaison avec LIGO

4. Sources d’Ondes Gravitationnelles • Sources périodiques (pulsars) • Sources impulsionnelles (supernovae) • Coalescence de binaires denses (DNS, DBH…) • Fond stochastique (cosmologique, astrophysique)

5. triaxialité précession accrétion modes d’oscillation Génération d’Ondes Gravitationnelles par les Etoiles à Neutrons

6. Emission triaxiale - Signal Composantes de polarisation de l’onde: Effet Doppler dû au mouvement orbital autour du Soleil et à la rotation de la Terre:

7. Emission triaxiale – Sensibilité Valeurs supérieures en négligeant l’émission électromagnétique

8. Emission triaxiale - Détection • recherche aveugle (espace de Fourier) • - cohérente: sensibilité optimale • dans une région limitée de l’espace des paramètres (centre galactique/Gould Belt, paramètres de rotation des pulsars jeunes) • sur un faible échantillon de données • - semi-cohérente (transformées de Radon/Hough): sensibilité sous-optimale/temps de calculs optimisés • recherche dirigée des pulsars connus (domaine temporel, filtre adapté) - cibles privilegiées: pulsars jeunes (rapides/ellipticité grande) et proches • - observations radio: distance, coordonnées célestes, fréquence et dérivées, glitches? • paramètres du filtre:

9. Emission tri-axiale – Premiers Résultats LIGO S2, recherche dirigée pour 28 pulsars isolés (gr-qc/0410007)

10. Modes d’Oscillations • Fluide • G: mode de gravité (polaire) • P: mode de pression (polaire) • F: mode fondamental de surface (polaire) • R: mode de rotation (axial) • Espace temps • W(aves) (polaire+axial)

11. Astéroséismologie La fréquence et le temps de relaxation dépendent seulement de la masse et du rayon et déterminent de façon unique l’équation d’état (EOS) Andersson-Kokkotas (1996-98)

12. Sensibilité des modes F et W • signal: sinusoïde amortie • filtre adapté à 2 paramètres: masse et rayon • recherche en coïncidence avec l’observation de glitches en radioastronomie Sathyaprakash, LSC meeting, March 2004

13. Catalogue des pulsars avec glitches PSRJ Period (s) dP/dt D(kpc) association N glitches 1 J0835-4510 0.08933 1.25008E-13 0.29 SNR:Vela 14 2 J1740-3015 0.60667 4.6587E-13 3.28 * 14 3 J1341-6220 0.19334 2.53107E-13 8.55 SNR:G308.8-0.1 12 4 J0534+2200 0.03309 4.22765E-13 2 SNR:Crab 11 5 J1801-2304 0.4158 1.12882E-13 13.49 SNR:W28(?) 6 6 J1048-5832 0.12367 9.6319E-14 2.98 * 3 7 J1644-4559 0.45506 2.00902E-14 5.3 * 3 8 J1803-2137 0.13362 1.34105E-13 3.94 SNR:G8.7-0.1(?) 3 9 J1825-0935 0.76898 5.22853E-14 1 * 3 10 J2116+1414 0.44015 2.89263E-16 4.43 * 3 11 J0358+5413 0.15638 4.39686E-15 2.07 * 2 12 J1105-6107 0.06319 1.58266E-14 7.07 * 2 13 J1721-3532 0.28042 2.51862E-14 6.36 * 2 14 J1731-4744 0.82983 1.63626E-13 4.98 * 2 15 J1755-2521 1.17597 9.01928E-14 4.12 * 2 16 J1801-2451 0.12492 1.27906E-13 4.61 * 2 18 J1910-0309 0.5046 2.18734E-15 10.25 * 2

14. Conclusions • Emission triaxiale: • La sensibilité des interféromètres terrestres permet déjà de fixer des contraintes intéressantes sur l’amplitude gravitationnelle et l’ellipticité • Dans le cadre de la recherche dirigée, nous avons besoin des observations radios pour suivre de façon précise l’évolution de la période et la position de la source (pulsars jeunes rapides et proches) • Modes d’oscillation: • Constituent un moyen unique de sonder l’EOS des étoiles à neutrons. • Nous avons besoin des observations radios pour déterminer l’instant d’émission (en coïncidence avec les glitches) et confirmer une éventuelle détection.